Asterosismoloji, salınımlarının (titreşim) ve frekans spektrumlarının yorumlanması yoluyla zonklayan yıldızların iç yapısını anlamaya çalışan alt bilim dalıdır. Yıldızlar birçok rezonans modu ve frekansı barındırır. Bir yıldızın içinden geçen ses dalgalarının izlediği yol, ses hızına bağlıdır. Ses hızı ise yerel sıcaklık ve kimyasal bileşime göre değişir. Elde edilen salınım modları, yıldızın farklı kısımlarına duyarlı olduğundan astronomlara yıldızın iç yapısı hakkında bilgi verir. Bunun dışındaki parlaklık ve yüzey sıcaklığı gibi genel özelliklerle doğrudan belirlenmesi mümkün olmaz.
Asterosismoloji, özellikle Güneş'teki (salınımları) inceleyen helyosismoloji ile yakından ilişkilidir. Her ikisi de aynı temel fizik üzerine kurulu olmasına rağmen, yüzey ayrıntılarını gözlemleyebildiğimiz için Güneş hakkında daha fazla ve niteliksel olarak farklı bilgiler mevcuttur.
Teorik arka plan
Bir yıldızın mekanik dengesini belirleyen denklemler (yani kütle korunumu ve hidrostatik denge) küçük tedirginliklerle ve bu tedirginliklerin adiyabatik olduğu varsayılarak incelendiğinde, bir yıldızın salınım modlarının frekansını ve yapısını belirleyen dört diferansiyel denklemden oluşan bir sistem türetilebilir. Yıldızın yapısı genellikle küremsi simetrik olarak kabul edilir, bu nedenle salınımların yatay (yani radyal olmayan) bileşeni, açısal derece ve azimutal mertebe ile belirlenen küresel harmoniklerle ifade edilir. Dönmeyen yıldızlarda, aynı açısal dereceye sahip tüm modların aynı frekansa sahip olması gerekir, çünkü tercih edilen bir eksen yoktur. Açısal derece, yıldız yüzeyindeki düğüm çizgilerinin sayısını belirtir, bu nedenle büyük değerleri için karşıt sektörler kabaca birbirini götürür ve bu da ışık değişimlerini tespit etmeyi zorlaştırır. Sonuç olarak, modlar sadece yoğunluk açısından yaklaşık 3 açısal dereceye kadar ve radyal hızda gözlemlenirse yaklaşık 4 açısal dereceye kadar tespit edilebilir.
Ayrıca, kütleçekim potansiyelindeki tedirginliğin ihmal edilebilir olduğu (Cowling yaklaşımı) ve yıldızın yapısının salınım modundan daha yavaş bir şekilde yarıçapla değiştiği varsayılarak, denklemler yaklaşık olarak yer değiştirme özfonksiyonunun radyal bileşeni için ikinci dereceden bir denkleme indirgenebilir, burada yıldızdaki radyal koordinat, salınım modunun açısal frekansı, yıldızın içindeki ses hızı, veya batmazlık (buoyancy) frekansı ve Lamb frekansıdır. Son iki tanım şu şekildedir: ve sırasıyla. Basit harmonik salınımların davranışıyla benzerlik göstererek bu durum, frekansın hem hem de 'den büyük veya küçük olduğunda salınımlı çözümlerin var olduğu anlamına gelir. İlk durum yüksek frekanslı basınç modları (p-modları), ikinci durum ise düşük frekanslı kütleçekim modları (g-modları) olarak tanımlanır.
Bu temel ayrım, bir yıldızda hangi tür modun nerede rezonansa gireceğinin (makul bir doğrulukla) belirlenmesine olanak sağlar. ve eğrileri çizilerek (verilen için), p-modlarının her iki eğrinin altındaki frekanslarda veya her iki eğrinin üzerindeki frekanslarda rezonansa girmesi beklenir.
Uyarım mekanizmaları
Kappa-mekanizması
Oldukça özel koşullar altında, bazı yıldızların ısıyı radyasyonla taşıyan ve opaklığın sıcaklıkla ters orantılı olarak keskin bir şekilde azaldığı bölgeleri vardır. Bu opaklık çıkıntısı, -mekanizması (veya Eddington valfi) aracılığıyla salınımlara (titreşimlere) neden olabilir. Bir salınım döngüsünün başında, yıldız zarfının büzüldüğünü varsayalım. Genişleyip hafifçe soğuyarak, opaklık çıkıntısındaki katman daha opak hale gelir, daha fazla radyasyon emer ve ısınır. Bu ısınma genişlemeye, akabinde daha fazla soğumaya ve katmanın daha da opaklaşmasına neden olur. Bu durum, malzeme opaklığı hızla artmayı durdurana kadar devam eder ve bu noktada, katman içinde hapsolmuş radyasyon kaçabilir. Yıldız büzülür ve döngü yeniden başlamaya hazırlanır. Bu bağlamda opaklık, yıldız zarfındaki ısıyı hapseden bir valf gibi davranır.
-mekanizmasıyla tetiklenen zonklamalar tutarlıdır ve görece olarak büyük genliklere sahiptir. Bu mekanizma, Sefe ve RR Lyrae değişenleri de dahil olmak üzere bilinen en uzun dönemli değişen yıldızlardaki zonklamaları yönlendirir.
Yüzey konveksiyonu
Yüzey konveksiyon bölgelerine sahip yıldızlarda, yüzeye yakın yerlerdeki şiddetli akışkan hareketleri, geniş bir frekans aralığında salınımları hem uyarır hem de sönümler. Modlar doğası gereği kararlı olduğundan, düşük genliklere ve görece olarak kısa ömürlere sahiptirler. Bu, tüm güneş benzeri salınımcılarda itici mekanizmadır.
Konvektif engelleme
Bir yüzey konveksiyon bölgesinin tabanı belirgin ve konvektif zaman ölçekleri zonklama zaman ölçeklerinden daha yavaşsa, konvektif akımlar büyük ve tutarlı zonklamalara dönüşebilecek bozulmalara çok yavaş tepki verir. Bu mekanizmaya konvektif engelleme denir ve Gama Doradus değişenlerindeki zonklamaları sağladığına inanılır.
Gelgit uyarımı
Kepler uydusundan yapılan gözlemler, yakın yaklaşımlar sırasında salınımların uyarıldığı eksantrik ikili sistemleri ortaya çıkardı. Bu sistemler, ışık eğrilerinin karakteristik şekli nedeniyle kalp atışı (heartbeat) yıldızları olarak bilinir.
Salınımcıların tipleri
Güneş-benzeri salınımcılar
Güneş salınımları yüzeye yakın konveksiyon tarafından oluştutulduğu için, benzer şekilde oluşan yıldız salınımları güneş-benzeri salınımlar olarak bilinir ve yıldızların kendileri de güneş-benzeri salınımcılar (solar-like oscillators) olarak adlandırılır. Bununla birlikte, Güneş'e benzemeseler bile güneş-benzeri salınımlar, konvektif zarflara sahip olan evrimleşmiş yıldızlarda da (altdevler ve kırmızı devler) görülür.
Sefe değişenleri
Sefe değişenleri, zonklayan yıldızların en önemli sınıflarından biridir. Çekirdeğinde helyum yakan ve yaklaşık 5 güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlardır. Esas olarak temel modlarında salınırlar ve tipik periyotları günlerden aylara kadar değişir. Zonklama periyotları aydınlatma güçleriyle yakından ilişkilidir, dolayısıyla salınım periyodunu ölçerek, aydınlatma gücünü hesaplayarak ve bunu gözlenen parlaklığıyla karşılaştırarak bir Sefe'nin mesafesini belirlemek mümkündür.
Sefe zonklamaları, helyumun ikinci iyonlaşma bölgesine etki eden kappa mekanizması tarafından uyarılır.
RR Lyrae değişenleri
RR Lyrae'ler, Sefe değişenlerine benzer fakat daha düşük metalliğe (yani Popülasyon II) ve çok daha düşük kütlelere (yaklaşık 0,6 ila 0,8 güneş kütlesi) sahiptir. Çekirdeğinde helyum yakan dev yıldızlardır ve temel modları veya ilk üst tonlarının birinde veya ikisinde salınırlar. Salınımlar ayrıca helyumun ikinci iyonlaşma bölgesine etki eden kappa mekanizması tarafından da tetiklenir. RR Lyrae'nin kendisi de dahil olmak üzere birçok RR Lyrae, olarak bilinen uzun periyotlu genlik modülasyonları gösterir.
Delta Scuti ve Gama Doradus yıldızları
Delta Scuti değişenleri, yaklaşık olarak klasik kararsızlık kuşağının ana kol ile kesiştiği bölgede bulunurlar. Genellikle A- ila erken F-tipi cüce ve altdevlerdir. Salınım modları düşük dereceli radyal ve radyal olmayan basınç modlarıdır, periyotları 0,25 ile 8 saat arasında değişir ve büyüklük değişimleri herhangi bir değer alabilir. Sefe değişenleri gibi, salınımlar helyumun ikinci iyonlaşmasına etki eden kappa mekanizması tarafından yönlendirilir.
SX Phoenicis değişenleri, Delta Scuti değişenlerinin metal bakımından fakir akrabaları olarak kabul edilir.
Gama Doradus değişenleri, genellikle erken F-tipi olan ve Delta Scuti değişenlerinin kırmızıya yakın bölgesine benzer yıldızlarda görülür. Yıldızlar, düşük dereceli basınç modlarından çok daha yavaş olan yaklaşık 0,5 ile 3 gün arasında çoklu salınım frekansları gösterir. Gama Doradus salınımları genellikle yüksek dereceli kütleçekim modları (g-modu) olarak düşünülür, konvektif engelleme ile uyarılırlar.
Kepler'in sonuçlarına göre, birçok Delta Scuti yıldızının da Gama Doradus salınımları gösterdiği ve bu nedenle hibrit oldukları görülmektedir.
Hızlı salınan Ap (roAp) yıldızları
Hızlı salınan Ap yıldızları, çoğunlukla A- ve F-tipi olmak üzere Delta Scuti değişenlerine benzer parametrelere sahiptir, fakat aynı zamanda güçlü manyetik ve kimyasal olarak tuhaftırlar (bu yüzden tayf p alt tipine sahiptirler). Yoğun mod spektrumları, eğik salınımcı modeli (oblique pulsator model) ile anlaşılır. Modların frekansları, yıldızın dönüşüyle aynı hizada olması gerekmeyen manyetik alan tarafından modüle edilir (Dünya’daki durum gibi). Salınım modlarının frekansları yaklaşık 1500 μHz ve genlikleri birkaç mmag civarındadır.
Yavaş zonklayan B yıldızları ve Beta Cephei değişenleri
Yavaş zonklayan B yıldızları (SPB), kappa mekanizması tarafından uyarılan yüksek dereceli kütleçekim modları olduğu anlaşılan ve birkaç gün süren salınım periyotlarına sahip B tipi yıldızlardır. Beta Cephei değişenleri biraz daha sıcak (ve dolayısıyla daha kütleli) olup, ayrıca kappa mekanizması ile uyarılan modlara sahiptir ve birkaç saatlik periyotlarla düşük dereceli kütleçekim modlarında da salınırlar. Her iki salınımcı sınıfı da yalnızca yavaş dönen yıldızları içerir.
Değişen B-tipi altcüce yıldızlar
B-tipi altcüce yıldızlar (sdB), aslında çekirdeğinde helyum yakan dev yıldızların çekirdekleridir. Bu yıldızlar, hidrojen zarflarının çoğunu bir şekilde kaybetmişlerdir, öyle ki hidrojen yakan bir kabuk kalmamıştır. Bu yıldızların çoklu salınım periyotları yaklaşık 1 ile 10 dakika arasında değişir ve görünür ışıkta 0,001 ile 0,3 mag arasında herhangi bir genliğe sahiplerdir. Salınımlar, demirin opaklık çıkıntısına etki eden kappa mekanizması tarafından uyarılan düşük dereceli basınç modlarıdır (p-modu).
Beyaz cüceler
Beyaz cüceler tıpkı sıradan yıldızlar gibi tayf türüne göre karakterize edilirler, fakat tayf tipi ile etkin sıcaklık arasındaki ilişki aynı şekilde uyumlu değildir. Bu nedenle beyaz cüceler DO, DA ve DB tipleriyle bilinirler. Daha soğuk tipler fiziksel olarak mümkündür, fakat Evren bunların yeterince soğuması için henüz çok gençtir. Her üç tipteki beyaz cücelerin de zonkladığı tespit edilmiştir. Zonklayanlar, GW Virginis yıldızları (DO değişenleri, bazen PG 1159 yıldızları olarak da bilinir), V777 Herculis yıldızları (DB değişenleri) ve ZZ Ceti yıldızları (DA değişenleri) olarak bilinirler. Hepsi düşük dereceli, yüksek mertebeden g-modlarında zonklama gösterirler. Salınım periyotları etkin sıcaklıkla geniş ölçüde azalır ve yaklaşık 30 dakikadan 1 dakikaya kadar değişir. GW Virginis ve ZZ Ceti yıldızlarının kappa mekanizmasıyla; V777 Herculis yıldızlarının ise konvektif engellemeyle uyarıldığı düşünülmektedir.
Uzay görevleri
Geçmişteki, şimdiki ve gelecekteki birçok uzay aracı görevlerinin önemli bir bölümünü asterosismoloji çalışmaları oluşturmaktadır (kronolojik sıraya göre).
- – 1999 yılında fırlatılan bir NASA uydusudur. Başarısız olan büyük bir kızılötesi teleskop, iki inç açıklıklı yıldız izleyici, on yıldan fazla bir süre boyunca parlak yıldız asterosismolojisi aleti olarak kullanıldı. 2011 yılında Dünya atmosferine yeniden girdi.
- – 2003'te fırlatılan bir Kanada uydusudur. Asterosismolojiye adanmış ilk uzay aracıydı.
- – 2006 yılında fırlatılan, Fransızların öncülüğünde ESA'nın gezegen-arayıcı ve asterosismoloji uydusudur.
- Kepler – 2009 yılında fırlatılan, ikinci tepki tekerleğinin arızalanması teleskobun aynı alanı izlemeye devam etmesini engellediği için K2 olarak yeniden tasarlanan bir NASA gezegen-arayıcı uzay aracıdır.
- – En parlak salınım yapan yıldızları incelemek için kullanılan bir nano-uydu takımıdır. İlk iki uydu 25 Şubat 2013'te fırlatıldı.
- – 2018 yılında fırlatılan ve gökyüzünün büyük bölümündeki parlak yıldızları inceleyen NASA gezegen-arayıcısıdır.
- – Geçiş yapan gezegenlerin doğru kütle ve yarıçaplarını elde etmek için özellikle asterosismolojiden yararlanacak olan planlanmış bir ESA görevidir.
Ayrıca bakınız
- Sismoloji – Depremlerin ve elastik dalgaların bir gezegen boyunca yayılmasının bilimsel olarak incelenmesi.
Kaynakça
- ^ Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V. and (1996), "The Current State of Solar Modeling", Science, 272 (5266), ss. 1286-1292, Bibcode:1996Sci...272.1286C, doi:10.1126/science.272.5266.1286, (PMID) 8662456
- ^ Goldreich, Peter; Keeley, Douglas A. (Şubat 1977), "Solar seismology. II - The stochastic excitation of the solar p-modes by turbulent convection", The Astrophysical Journal, cilt 212, ss. 243-251, Bibcode:1977ApJ...212..243G, doi:10.1086/155043
- ^ Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Frandsen, Søren (Ocak 1983), "Stellar 5 min oscillations", Solar Physics, 82 (1–2), ss. 469-486, Bibcode:1983SoPh...82..469C, doi:10.1007/bf00145588
- ^ Pesnell, W. Dean (Mart 1987), "A new driving mechanism for stellar pulsations", The Astrophysical Journal, cilt 314, ss. 598-604, Bibcode:1987ApJ...314..598P, doi:10.1086/165089
- ^ Guzik, Joyce A.; Kaye, Anthony B.; Bradley, Paul A.; Cox, Arthur N.; Neuforge, Corinne (10 Ekim 2000), "Driving the Gravity-Mode Pulsations in γ Doradus Variables", The Astrophysical Journal Letters, 542 (1), ss. L57-L60, Bibcode:2000ApJ...542L..57G, doi:10.1086/312908
- ^ Thompson, S. E.; Everett, M.; Mullally, F.; Barclay, T. and (2012), "A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler", The Astrophysical Journal, 753 (1), s. 86, arXiv:1203.6115 $2, Bibcode:2012ApJ...753...86T, doi:10.1088/0004-637x/753/1/86
- ^ Grigahc\`ene, A.; Antoci, V.; Balona, L.; Catanzaro, G. and (2010), "Hybrid $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti Pulsators: New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations", The Astrophysical Journal Letters, 713 (2), ss. L192-L197, arXiv:1001.0747 $2, Bibcode:2010ApJ...713L.192G, doi:10.1088/2041-8205/713/2/L192
- ^ Balona, L. A. (2014), "Low frequencies in Kepler $\delta$ Scuti stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 437 (2), ss. 1476-1484, Bibcode:2014MNRAS.437.1476B, doi:10.1093/mnras/stt1981
Daha fazla okuma
- Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Asteroseismology. Astronomy and Astrophysics Library (İngilizce). Dordrecht, New York: Springer. ISBN .
- Christensen-Dalsgaard, Jørgen. (İngilizce). 21 Şubat 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2015.
- Pijpers, Frank P. (2006). Methods in Helio- and Asteroseismology (İngilizce). Londra: Imperial College Press. ISBN .
Yazılım
Variable Star package (R dilinde), değişen yıldızların salınım modları üzerindeki desenleri analiz etmek için ana işlevleri sağlar. Sentetik verilerle deney yapmak için bir kullanıcı arayüzü de sağlanmıştır.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Asterosismoloji salinimlarinin titresim ve frekans spektrumlarinin yorumlanmasi yoluyla zonklayan yildizlarin ic yapisini anlamaya calisan alt bilim dalidir Yildizlar bircok rezonans modu ve frekansi barindirir Bir yildizin icinden gecen ses dalgalarinin izledigi yol ses hizina baglidir Ses hizi ise yerel sicaklik ve kimyasal bilesime gore degisir Elde edilen salinim modlari yildizin farkli kisimlarina duyarli oldugundan astronomlara yildizin ic yapisi hakkinda bilgi verir Bunun disindaki parlaklik ve yuzey sicakligi gibi genel ozelliklerle dogrudan belirlenmesi mumkun olmaz Farkli salinim modlari bir yildizin yapisina karsi farkli hassasiyetlere sahiptir Bu nedenle birden fazla mod gozlemlenerek bir yildizin ic yapisi hakkinda kismen bir cikarim yapilabilir Asterosismoloji ozellikle Gunes teki salinimlari inceleyen helyosismoloji ile yakindan iliskilidir Her ikisi de ayni temel fizik uzerine kurulu olmasina ragmen yuzey ayrintilarini gozlemleyebildigimiz icin Gunes hakkinda daha fazla ve niteliksel olarak farkli bilgiler mevcuttur Teorik arka planStandart bir gunes modeli icin salinimlarin nerede g modu karakterine mavi veya dipol modlarinin nerede p modu karakterine turuncu sahip oldugunu gosteren bir yayilim diyagrami Yaklasik 100 ve 400 µHz arasinda modlar potansiyel olarak iki salinim bolgesine sahip olacaktir ve bunlar karisik modlar olarak bilinir Kesik kesik cizgi daha hassas modellemeden hesaplanan ve modlarin yildizda hapsolmadigi ve kabaca ifadeyle rezonansa girmedigi akustik sinir frekansini gosterir Bir yildizin mekanik dengesini belirleyen denklemler yani kutle korunumu ve hidrostatik denge kucuk tedirginliklerle ve bu tedirginliklerin adiyabatik oldugu varsayilarak incelendiginde bir yildizin salinim modlarinin frekansini ve yapisini belirleyen dort diferansiyel denklemden olusan bir sistem turetilebilir Yildizin yapisi genellikle kuremsi simetrik olarak kabul edilir bu nedenle salinimlarin yatay yani radyal olmayan bileseni acisal derece ℓ displaystyle ell ve azimutal mertebe m displaystyle m ile belirlenen kuresel harmoniklerle ifade edilir Donmeyen yildizlarda ayni acisal dereceye sahip tum modlarin ayni frekansa sahip olmasi gerekir cunku tercih edilen bir eksen yoktur Acisal derece yildiz yuzeyindeki dugum cizgilerinin sayisini belirtir bu nedenle buyuk ℓ displaystyle ell degerleri icin karsit sektorler kabaca birbirini goturur ve bu da isik degisimlerini tespit etmeyi zorlastirir Sonuc olarak modlar sadece yogunluk acisindan yaklasik 3 acisal dereceye kadar ve radyal hizda gozlemlenirse yaklasik 4 acisal dereceye kadar tespit edilebilir Ayrica kutlecekim potansiyelindeki tedirginligin ihmal edilebilir oldugu Cowling yaklasimi ve yildizin yapisinin salinim modundan daha yavas bir sekilde yaricapla degistigi varsayilarak denklemler yaklasik olarak yer degistirme ozfonksiyonunun radyal bileseni 3r displaystyle xi r icin ikinci dereceden bir denkleme indirgenebilir d23rdr2 w2cs2 1 N2w2 Sℓ2w2 1 3r displaystyle frac d 2 xi r dr 2 frac omega 2 c s 2 left 1 frac N 2 omega 2 right left frac S ell 2 omega 2 1 right xi r burada r displaystyle r yildizdaki radyal koordinat w displaystyle omega salinim modunun acisal frekansi cs displaystyle c s yildizin icindeki ses hizi N displaystyle N veya batmazlik buoyancy frekansi ve Sℓ displaystyle S ell Lamb frekansidir Son iki tanim su sekildedir N2 g 1G1Pdpdr 1rdrdr displaystyle N 2 g left frac 1 Gamma 1 P frac dp dr frac 1 rho frac d rho dr right ve Sℓ2 ℓ ℓ 1 cs2r2 displaystyle S ell 2 frac ell ell 1 c s 2 r 2 sirasiyla Basit harmonik salinimlarin davranisiyla benzerlik gostererek bu durum frekansin hem Sℓ displaystyle S ell hem de N displaystyle N den buyuk veya kucuk oldugunda salinimli cozumlerin var oldugu anlamina gelir Ilk durum yuksek frekansli basinc modlari p modlari ikinci durum ise dusuk frekansli kutlecekim modlari g modlari olarak tanimlanir Bu temel ayrim bir yildizda hangi tur modun nerede rezonansa gireceginin makul bir dogrulukla belirlenmesine olanak saglar w N displaystyle omega N ve w Sℓ displaystyle omega S ell egrileri cizilerek verilen ℓ displaystyle ell icin p modlarinin her iki egrinin altindaki frekanslarda veya her iki egrinin uzerindeki frekanslarda rezonansa girmesi beklenir Uyarim mekanizmalariKappa mekanizmasi Oldukca ozel kosullar altinda bazi yildizlarin isiyi radyasyonla tasiyan ve opakligin sicaklikla ters orantili olarak keskin bir sekilde azaldigi bolgeleri vardir Bu opaklik cikintisi k displaystyle kappa mekanizmasi veya Eddington valfi araciligiyla salinimlara titresimlere neden olabilir Bir salinim dongusunun basinda yildiz zarfinin buzuldugunu varsayalim Genisleyip hafifce soguyarak opaklik cikintisindaki katman daha opak hale gelir daha fazla radyasyon emer ve isinir Bu isinma genislemeye akabinde daha fazla sogumaya ve katmanin daha da opaklasmasina neden olur Bu durum malzeme opakligi hizla artmayi durdurana kadar devam eder ve bu noktada katman icinde hapsolmus radyasyon kacabilir Yildiz buzulur ve dongu yeniden baslamaya hazirlanir Bu baglamda opaklik yildiz zarfindaki isiyi hapseden bir valf gibi davranir k displaystyle kappa mekanizmasiyla tetiklenen zonklamalar tutarlidir ve gorece olarak buyuk genliklere sahiptir Bu mekanizma Sefe ve RR Lyrae degisenleri de dahil olmak uzere bilinen en uzun donemli degisen yildizlardaki zonklamalari yonlendirir Yuzey konveksiyonu Yuzey konveksiyon bolgelerine sahip yildizlarda yuzeye yakin yerlerdeki siddetli akiskan hareketleri genis bir frekans araliginda salinimlari hem uyarir hem de sonumler Modlar dogasi geregi kararli oldugundan dusuk genliklere ve gorece olarak kisa omurlere sahiptirler Bu tum gunes benzeri salinimcilarda itici mekanizmadir Konvektif engelleme Bir yuzey konveksiyon bolgesinin tabani belirgin ve konvektif zaman olcekleri zonklama zaman olceklerinden daha yavassa konvektif akimlar buyuk ve tutarli zonklamalara donusebilecek bozulmalara cok yavas tepki verir Bu mekanizmaya konvektif engelleme denir ve Gama Doradus degisenlerindeki zonklamalari sagladigina inanilir Gelgit uyarimi Kepler uydusundan yapilan gozlemler yakin yaklasimlar sirasinda salinimlarin uyarildigi eksantrik ikili sistemleri ortaya cikardi Bu sistemler isik egrilerinin karakteristik sekli nedeniyle kalp atisi heartbeat yildizlari olarak bilinir Salinimcilarin tipleriBircok zonklayan yildiz sinifinin bulundugu bolgeleri vurgulayan bir Hertzsprung Russell diyagrami Gunes benzeri salinimcilar Gunes salinimlari yuzeye yakin konveksiyon tarafindan olustutuldugu icin benzer sekilde olusan yildiz salinimlari gunes benzeri salinimlar olarak bilinir ve yildizlarin kendileri de gunes benzeri salinimcilar solar like oscillators olarak adlandirilir Bununla birlikte Gunes e benzemeseler bile gunes benzeri salinimlar konvektif zarflara sahip olan evrimlesmis yildizlarda da altdevler ve kirmizi devler gorulur Sefe degisenleri Sefe degisenleri zonklayan yildizlarin en onemli siniflarindan biridir Cekirdeginde helyum yakan ve yaklasik 5 gunes kutlesinden daha fazla kutleye sahip olan yildizlardir Esas olarak temel modlarinda salinirlar ve tipik periyotlari gunlerden aylara kadar degisir Zonklama periyotlari aydinlatma gucleriyle yakindan iliskilidir dolayisiyla salinim periyodunu olcerek aydinlatma gucunu hesaplayarak ve bunu gozlenen parlakligiyla karsilastirarak bir Sefe nin mesafesini belirlemek mumkundur Sefe zonklamalari helyumun ikinci iyonlasma bolgesine etki eden kappa mekanizmasi tarafindan uyarilir RR Lyrae degisenleri RR Lyrae ler Sefe degisenlerine benzer fakat daha dusuk metallige yani Populasyon II ve cok daha dusuk kutlelere yaklasik 0 6 ila 0 8 gunes kutlesi sahiptir Cekirdeginde helyum yakan dev yildizlardir ve temel modlari veya ilk ust tonlarinin birinde veya ikisinde salinirlar Salinimlar ayrica helyumun ikinci iyonlasma bolgesine etki eden kappa mekanizmasi tarafindan da tetiklenir RR Lyrae nin kendisi de dahil olmak uzere bircok RR Lyrae olarak bilinen uzun periyotlu genlik modulasyonlari gosterir Delta Scuti ve Gama Doradus yildizlari Delta Scuti degisenleri yaklasik olarak klasik kararsizlik kusaginin ana kol ile kesistigi bolgede bulunurlar Genellikle A ila erken F tipi cuce ve altdevlerdir Salinim modlari dusuk dereceli radyal ve radyal olmayan basinc modlaridir periyotlari 0 25 ile 8 saat arasinda degisir ve buyukluk degisimleri herhangi bir deger alabilir Sefe degisenleri gibi salinimlar helyumun ikinci iyonlasmasina etki eden kappa mekanizmasi tarafindan yonlendirilir SX Phoenicis degisenleri Delta Scuti degisenlerinin metal bakimindan fakir akrabalari olarak kabul edilir Gama Doradus degisenleri genellikle erken F tipi olan ve Delta Scuti degisenlerinin kirmiziya yakin bolgesine benzer yildizlarda gorulur Yildizlar dusuk dereceli basinc modlarindan cok daha yavas olan yaklasik 0 5 ile 3 gun arasinda coklu salinim frekanslari gosterir Gama Doradus salinimlari genellikle yuksek dereceli kutlecekim modlari g modu olarak dusunulur konvektif engelleme ile uyarilirlar Kepler in sonuclarina gore bircok Delta Scuti yildizinin da Gama Doradus salinimlari gosterdigi ve bu nedenle hibrit olduklari gorulmektedir Hizli salinan Ap roAp yildizlari Hizli salinan Ap yildizlari cogunlukla A ve F tipi olmak uzere Delta Scuti degisenlerine benzer parametrelere sahiptir fakat ayni zamanda guclu manyetik ve kimyasal olarak tuhaftirlar bu yuzden tayf p alt tipine sahiptirler Yogun mod spektrumlari egik salinimci modeli oblique pulsator model ile anlasilir Modlarin frekanslari yildizin donusuyle ayni hizada olmasi gerekmeyen manyetik alan tarafindan module edilir Dunya daki durum gibi Salinim modlarinin frekanslari yaklasik 1500 mHz ve genlikleri birkac mmag civarindadir Yavas zonklayan B yildizlari ve Beta Cephei degisenleri Yavas zonklayan B yildizlari SPB kappa mekanizmasi tarafindan uyarilan yuksek dereceli kutlecekim modlari oldugu anlasilan ve birkac gun suren salinim periyotlarina sahip B tipi yildizlardir Beta Cephei degisenleri biraz daha sicak ve dolayisiyla daha kutleli olup ayrica kappa mekanizmasi ile uyarilan modlara sahiptir ve birkac saatlik periyotlarla dusuk dereceli kutlecekim modlarinda da salinirlar Her iki salinimci sinifi da yalnizca yavas donen yildizlari icerir Degisen B tipi altcuce yildizlar B tipi altcuce yildizlar sdB aslinda cekirdeginde helyum yakan dev yildizlarin cekirdekleridir Bu yildizlar hidrojen zarflarinin cogunu bir sekilde kaybetmislerdir oyle ki hidrojen yakan bir kabuk kalmamistir Bu yildizlarin coklu salinim periyotlari yaklasik 1 ile 10 dakika arasinda degisir ve gorunur isikta 0 001 ile 0 3 mag arasinda herhangi bir genlige sahiplerdir Salinimlar demirin opaklik cikintisina etki eden kappa mekanizmasi tarafindan uyarilan dusuk dereceli basinc modlaridir p modu Beyaz cuceler Beyaz cuceler tipki siradan yildizlar gibi tayf turune gore karakterize edilirler fakat tayf tipi ile etkin sicaklik arasindaki iliski ayni sekilde uyumlu degildir Bu nedenle beyaz cuceler DO DA ve DB tipleriyle bilinirler Daha soguk tipler fiziksel olarak mumkundur fakat Evren bunlarin yeterince sogumasi icin henuz cok genctir Her uc tipteki beyaz cucelerin de zonkladigi tespit edilmistir Zonklayanlar GW Virginis yildizlari DO degisenleri bazen PG 1159 yildizlari olarak da bilinir V777 Herculis yildizlari DB degisenleri ve ZZ Ceti yildizlari DA degisenleri olarak bilinirler Hepsi dusuk dereceli yuksek mertebeden g modlarinda zonklama gosterirler Salinim periyotlari etkin sicaklikla genis olcude azalir ve yaklasik 30 dakikadan 1 dakikaya kadar degisir GW Virginis ve ZZ Ceti yildizlarinin kappa mekanizmasiyla V777 Herculis yildizlarinin ise konvektif engellemeyle uyarildigi dusunulmektedir Uzay gorevleriGecmisteki simdiki ve gelecekteki bircok uzay araci gorevlerinin onemli bir bolumunu asterosismoloji calismalari olusturmaktadir kronolojik siraya gore 1999 yilinda firlatilan bir NASA uydusudur Basarisiz olan buyuk bir kizilotesi teleskop iki inc aciklikli yildiz izleyici on yildan fazla bir sure boyunca parlak yildiz asterosismolojisi aleti olarak kullanildi 2011 yilinda Dunya atmosferine yeniden girdi 2003 te firlatilan bir Kanada uydusudur Asterosismolojiye adanmis ilk uzay araciydi 2006 yilinda firlatilan Fransizlarin onculugunde ESA nin gezegen arayici ve asterosismoloji uydusudur Kepler 2009 yilinda firlatilan ikinci tepki tekerleginin arizalanmasi teleskobun ayni alani izlemeye devam etmesini engelledigi icin K2 olarak yeniden tasarlanan bir NASA gezegen arayici uzay aracidir En parlak salinim yapan yildizlari incelemek icin kullanilan bir nano uydu takimidir Ilk iki uydu 25 Subat 2013 te firlatildi 2018 yilinda firlatilan ve gokyuzunun buyuk bolumundeki parlak yildizlari inceleyen NASA gezegen arayicisidir Gecis yapan gezegenlerin dogru kutle ve yaricaplarini elde etmek icin ozellikle asterosismolojiden yararlanacak olan planlanmis bir ESA gorevidir Ayrica bakinizSismoloji Depremlerin ve elastik dalgalarin bir gezegen boyunca yayilmasinin bilimsel olarak incelenmesi Kaynakca Christensen Dalsgaard J Dappen W Ajukov S V and 1996 The Current State of Solar Modeling Science 272 5266 ss 1286 1292 Bibcode 1996Sci 272 1286C doi 10 1126 science 272 5266 1286 PMID 8662456 Goldreich Peter Keeley Douglas A Subat 1977 Solar seismology II The stochastic excitation of the solar p modes by turbulent convection The Astrophysical Journal cilt 212 ss 243 251 Bibcode 1977ApJ 212 243G doi 10 1086 155043 Christensen Dalsgaard Jorgen Frandsen Soren Ocak 1983 Stellar 5 min oscillations Solar Physics 82 1 2 ss 469 486 Bibcode 1983SoPh 82 469C doi 10 1007 bf00145588 Pesnell W Dean Mart 1987 A new driving mechanism for stellar pulsations The Astrophysical Journal cilt 314 ss 598 604 Bibcode 1987ApJ 314 598P doi 10 1086 165089 Guzik Joyce A Kaye Anthony B Bradley Paul A Cox Arthur N Neuforge Corinne 10 Ekim 2000 Driving the Gravity Mode Pulsations in g Doradus Variables The Astrophysical Journal Letters 542 1 ss L57 L60 Bibcode 2000ApJ 542L 57G doi 10 1086 312908 Thompson S E Everett M Mullally F Barclay T and 2012 A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler The Astrophysical Journal 753 1 s 86 arXiv 1203 6115 2 Bibcode 2012ApJ 753 86T doi 10 1088 0004 637x 753 1 86 Grigahc ene A Antoci V Balona L Catanzaro G and 2010 Hybrid gamma Doradus delta Scuti Pulsators New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations The Astrophysical Journal Letters 713 2 ss L192 L197 arXiv 1001 0747 2 Bibcode 2010ApJ 713L 192G doi 10 1088 2041 8205 713 2 L192 Balona L A 2014 Low frequencies in Kepler delta Scuti stars Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 437 2 ss 1476 1484 Bibcode 2014MNRAS 437 1476B doi 10 1093 mnras stt1981 Daha fazla okumaAerts Conny Christensen Dalsgaard Jorgen Kurtz Donald 2010 Asteroseismology Astronomy and Astrophysics Library Ingilizce Dordrecht New York Springer ISBN 978 1 4020 5803 5 Christensen Dalsgaard Jorgen Ingilizce 21 Subat 2003 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 5 Haziran 2015 Pijpers Frank P 2006 Methods in Helio and Asteroseismology Ingilizce Londra Imperial College Press ISBN 978 1 8609 4755 1 YazilimVariable Star package R dilinde degisen yildizlarin salinim modlari uzerindeki desenleri analiz etmek icin ana islevleri saglar Sentetik verilerle deney yapmak icin bir kullanici arayuzu de saglanmistir